中学地理教学实用手册

天文


　　1 天体 宇宙间各种星体的通称。主要有恒星、行星、卫星、彗星、流 星体、星云、星团、星际物质等。这些均为自然天体。近年来所发现的红外 源、射电源、X 射线源和γ射线源等也属自然天体。
　　2 人造天体 由人工制造并发射到宇宙空间运行着的天体称为人造天 体。主要有人造卫星、宇宙火箭、行星际飞船、空间实验室等。自 1957 年
10 月 4 日苏联发射第一颗人造“小月亮”以来，人造天体已有上万个。我国 第一颗人造卫星是在 1970 年 4 月 24 日发射的，它的名字叫“东方红”一号， 重量是苏联第一颗人造卫星的 2 倍（172.82 公斤），绕地球一周为 114 分钟， 近地点的高度是 441 公里，估计寿命为 100 年（苏联第一颗仅飞行了 100 天， 美国第一颗飞行了 12 年，均已坠毁）。


　　3 天球 天体与观测者之间的距离与观测者随地球在空间移动的距离相 比要大得多，因此，我们所看到的天体似乎都离我们一样远，仿佛散布在以 观测者为中心的一个圆球的球面上。为了便于对天体位置和运动状况的研 究，人们假想了一个以观测者为中心，无限大为半径的圆球叫做天球。实际 上我们看到的天体是在这个巨大圆球的球面上的投影位置。在天文学的一些 应用中，都用天体投影在天球上的点和点之间的大圆弧来表示它们之间的位 置关系。
4 天球坐标 是以球面坐标为依据，确定天体在天球上的位置而规定的
坐标。球面坐标系统包括主圈（又称基本圆）、辅圈（又称辅助圆）、极点
（亦即基本圆的极）和原点。主圈是球体中特别选定的大圆，是球面坐标纬 度的起算点，相当于平面坐标的横轴。辅圈与主圈垂直，辅圈可以有无穷多， 但是通过原点的辅圈最重要，它相当于平面坐标的纵轴。极点就是天球面上 和一个大圆上各点角距离相等的两点。原点为主圈和辅圈的交点。由于选择 的主圈和原点不同，而具有不同的天球坐标：有地平坐标、赤道坐标、黄道 坐标等。


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5 地平坐标系 以地平圈为基圈，子午圈为主圈，南点为主点的坐标系
称为地平坐标系，它是量度天体位置的一种坐标系统。天体的位置是用地平 经度和地平纬度来表示的。地平经度是由南点 S 开始，沿地平圈向西（按顺 时针方向）从 0°—360°；地平纬度是由地平面开始至天顶方向从 0°—90
°。地平坐标对航海、航空，大地测量的定方位很有帮助。由于周日视运动 以及过观测者的铅垂线方向不同，同一天体的地平坐标会因时、因地发生变

化，因此，地平坐标系在记录天体位置中不能采用。


　　6 天顶 通过观测者 O 的铅垂线，延伸以后与天球相交于两点。朝上的 一点 Z 为天顶，也就是我们立正站立时，头顶所对的那点。它位于地平面以 上，距地平圈 90°（见地平坐标系示意图）。
　　7 天底 通过观测者 O 的铅垂线，延伸以后与天球相交于两点，朝下的 一点 Z′为天底也就是我们立正站立时，脚底所对的那点。它位于地平面以 下，距地平圈 90°（见地平坐标系示意图）。
　　8 地平圈 过观测者 O 点，并与铅垂线 ZZ′相互垂直的平面称地平面。 地平面与天球相交而成的大圆为地平圈。地平圈是地平坐标系的基圈。（见 地平坐标系示意图）
9 地平面 见“地平圈”。
　　10 子午圈 经过天顶的任何大圆都叫做地平经圈，通过北天极 P 的地 平经圈称为子午圈。子午圈与地平圈相交于南点 S 和北点 N（见地平坐标系 示意图）。
11 地平经度 见“地平坐标系”。
12 地平纬度 见“地平坐标系”。
13 地平高度 即“地平纬度”。
　　14 中天 天体在周日运动中，每天有两次通过观测者所在的子午圈叫做 中天。通过午圈时，天体达最高位置，称上中天；通过子圈时，天体达最低 位置，称下中天。
15 天顶距 天体与天顶之间的角距离，称之为天顶距。某一天体的天
顶距等于该天体的地平高度之余角（即 90°-该天体的地平高度）。


　　16 赤道坐标系 可分为第一赤道坐标系和第二赤道坐标系。第一赤道 坐标系以天赤道为基圈，以子午圈为主圈，以天赤道与子午圈在地平圈以上 的交点 F 为主点。确定天体位置时用时角（0°—360°，或 0 时到 24 时）和 赤纬（0°—±90°）来表示，又称时角坐标系。由于天体的周日视运动，在 不同的测站、不同的观测时间，天体的时角在不断发生变化，因此第一赤道 坐标系在表示天体位置时应用较少。第二赤道坐标系是以天赤道为基圈，以 过春分点的赤经圈为主圈，以春分点为主点。确定天体位置是用赤经和赤纬 来表示的。由于天体的周日视运动不会影响春分点与天体之间的位置，因此 也不会改变天体的赤经和赤纬，所以第二赤道坐标系在表示天体位置时，应 用较为普遍。这两种坐标系统的第一坐标都是赤纬，它们的第二坐标，前者 为时角 t，后者为赤经α。t 与α之间的关系是 S=t+α，式中 S 为春分点的 时角，即测站的地方恒星时。
17 时角坐标系 见“赤道坐标系”
　　18 天极 地球的自转轴无限延长与天球相交于两点称为天极。地轴北端 延长后的交点叫北天极 P，地轴南端延长后的交点叫南天极 P′。北天极是赤 道坐标系的极（见赤道坐标系图。
　　19 天赤道 地球的赤道平面延伸后与天球相交而成的大圆称为天赤 道。天赤道也象地球赤道一样，将天球分成了南北两半球，它距南天极和北 天极各为 90°。天赤道是赤道坐标系的基圈（见赤道坐标系图）。
20 赤经圈 在天球上通过南北天极的大圆称为赤经圈，也叫时圈。任

何一个赤经圈都和天赤道相互垂直。
21 时圈 即“赤经圈”。
　　22 赤经 通过天球上的两极和其一天体的大圆，在天赤道上相交的点与 春分点之间的角距离叫赤经。以春分点为赤经 0°，从春分点开始沿逆时针 方向向东量度，从 0°到 360°。也可用时、分、秒来表示。
23 赤纬圈 天球上与天赤道平行的圆圈称赤纬圈。
24 赤纬 某一天体在天赤道南北方向上的角距离叫赤纬，以天赤道为赤
纬 0°，由天赤道起向南北天极两个方向量度，从 0°到±90°，天赤道以北 为正，天赤道以南为负。
25 极距 一般是指天体与北天极之间的角距离。极距从北天极量起，从
0°到 180°。换言之，极距即天体赤纬的余角（天体赤纬+极距=90°）。
　　26 黄道坐标系 是以黄道为基圈、以通过春分点的黄经圈为主圈、以 春分点为主点的坐标系统。在此坐标系中，是用黄经和黄纬来表示天体位置 的。

27 黄极 黄道轴与天球相交的两个点叫黄极。它们与黄道之间的角距离
为 90°，北黄极为+90°（黄道以北）、南黄极为—90°（黄道以南）。黄 极与天极之间的角距离等于黄赤交角。
28 黄道面 地球绕太阳公转的轨道平面叫做黄道平面，简称黄道面。
它是黄道坐标系中的基本平面。由于地球的公转运动受到其它天体引力的作 用，因此黄道面在空间的位置将产生不规则的连续变化。但在变化过程中， 瞬时的轨道平面总是通过太阳中心的。
29 黄道 地球绕太阳公转的轨道平面与天球相交而成的大圆叫黄道。由
于黄道面在空间位置上的变化，因此严格说来应是：瞬时平均轨道平面（即 只考虑长期运动的轨道平面）与天球相交的大圆称为黄道。它是太阳周年视 运动的轨迹在天球上的投影。
30 黄经圈 通过黄极的大圆称为黄经圈。所有的黄经圈都垂直于黄道。
　　31 黄经 通过春分点的黄经圈与某一天体所在的黄经圈之间的角距 离，叫做该天体的黄经。春分点的黄经圈为黄经 0°，由此接逆时针方向从 0
°到 360°。
32 黄纬圈 在天体上与黄道平行的圆圈叫做黄纬圈。
　　33 黄纬 某一天体所在的黄纬圈与黄道之间的角距离，称为该天体的黄 纬。以黄道为黄纬 0°，向南北从 0°—±90°，黄道以北为正，黄道以南为 负。太阳的黄纬为 0°。
　　34 二分点 由于黄道平面与赤道平面倾斜相交成 23°26′的夹角，因 此，黄道与天赤道形成两个相距 180°的交点，这两个交点称为二分点。太 阳沿黄道从天赤道以南向北通过天赤道上的那一点叫做春分点（赤经 0°、 赤纬 0°）；与春分点相对的另一点叫做秋分点（赤经 180°、赤纬 0°）。 太阳在每年的 3 月 21 日前后和 9 月 23 日前后通过天球上的这两点。春分是 北半球天文春季的开始，秋分是北半球天文秋季的开始，南半球则与此相反。 春分和秋分时，太阳从正东方升起，在正西方落下，而且也只有春分和秋分
时，全球昼夜长短才相等。
35 春分点 见“二分点”。
36 秋分点 见“二分点”。

　　37 升交点 行星或月球的公转轨道与黄道的两个交点分别叫升交点和 降交点。行星或月球由黄道以南向北运行时所经过的交点叫做升交点；反之， 行星或月球由黄道以北向南运行时所经过的交点叫做降交点。
38 降交点 见“升交点”。
　　39 二至点 在黄道上与二分点相距 90°的两个点叫二至点。位于天赤 道以北的那一点称为夏至点（赤经 90°、赤纬+23°26′）；与夏至点相对 的另一点称为冬至点（赤经 270°赤纬—23°26′）。太阳在每年的 6 月 22 日前后和 12 月 22 日前后分别通过天球上的这两个点。夏至和冬至分别是北 半球天文夏季和天文冬季的开始，南半球则与此相反。冬至这一天在北半球 白昼最短、黑夜最长；夏至这一天在北半球白昼最长、黑夜最短。南半球与 此相反。（见二分点附图）。
40 夏至点 见“二至点”。
41 冬至点 见“二至点”。
　　42 天体的视运动 由于地球的自转和公转，以及天体本身的空间运动 等原因，地面观测者直接观测到的天体运动，称为天体的视运动。天体的视 运动有周日视运动和周年视运动两种主要形式。


　　43 天体的周日视运动 由于地球的自转，地面上的观测者所看到的天 体，在一个恒星日内，在天球上自东向西沿着与赤道平行的小圆圈转过一周， 这种直观的运动称为天体的周日视运动。天体的周日视运动虽然周期相同， 但视速度不一，赤纬 0°处最大，随赤纬增高而减小，到南北天极为 0。不仅 如此，从不同的纬度看天体的周日视运动，有不同的运行状况：在北极看， 天体以天顶为中心，作与地平面平行的圆周视运动。因此，在那里看来，天 体既不升，也不落，永远保持在一个高度。但南半个天球的天体却完全看不 到。在南极则与此相反；在赤道与两极之间的地区，天体周日视运动的路线 与地平面斜交。有些天体每日上升和下落，有些天体永不上升或永不下落。 在赤道上看来，天体视运动的路线是沿着垂直于地平面的圆周，自东向西作 周日视运动，所以那里的人们看到天体是直上直下地移动。在这里，同一天 晚上，既可以看到天球北半部的天体，也可以看到天球南半部的天体。
44 周年视运动 由于地球绕日的公转运动，引起星空中的恒星在一年
内向西绕行一周，称为周年视运动。地球每天在公转轨道上向东移动约 1°， 看起来好象太阳在向东移动。因此，恒星相对太阳来说，每天向西移动约 1
°，即每夜提早 4 分钟升起，这样就引起了星空形象的季节性变化，从而在
一年内完成向西绕行一周的周年视运动。
　　45 天文单位 日地之间的平均距离为 1.496 亿（约为 1.5 亿）公里。 我们把 1.5 亿公里的日地平均距离近似值定为一个天文单位，用它来计量太 阳系里天体之间的距离较为方便，如太阳和冥王星之间的平均距离约为 39.5 个天文单位。
　　46 光年 光在真空中，在一年的时间内所走的距离叫光年。光年是天文 学中常用的距离单位。1 光年等于 94607 亿公里。距离太阳最近的恒星—— 半人马座的南门二中的比邻星，它与地球的距离约为 4.2 光年。目前，人类 所能探测到的天体，距离地球约为 360 亿光年。
　　47 秒差距 计量天体距离的另一种单位。周年视差为 1 角秒时所对应 的距离叫“1 秒差距”。1 秒差距等于 3.26 光年，或 308570 亿公里。秒差等
　　
于视差的倒数。例如半人马座比邻星（南门二）视差为 0.75″它的秒差距为
1/0.75=1.33 秒差秒或 4.2 光年。
　　48 天体系统 宇宙间运动着的天体，因相互吸引和相互绕转，从而形 成具有一定层次、并按一定系统进行着有规律的运动和演化，聚而集成特定 的天体物质的组合。
　　49 地月系 由于地球比月球质量大得多（81 倍），地球与月球相互吸 引的结果，使月球不停地围绕着地球公转，地球和月球在一起，在宇宙中形 成一个很小的天体系统，称为地月系。月球距地球 384400 公里，成为宇宙中 距地球最近的一个星球。地月系也是至今人类能够直接探索的天体系统。
　　50 太阳系 由太阳、行星及其卫星、小行星、彗星、流星体和行星际 物质所构成的天体系统叫做太阳系。太阳是太阳系的中心天体；其它天体均 在太阳的引力作用下，围绕太阳公转。太阳的质量占太阳系总质量的绝大部 分（99.8％）。其它天体的质量总和只有太阳的 0.2％左右。除太阳外，太 阳系中的主要成员还有水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星、海 王星和冥王星等九大行星，因此太阳系又可称为“行星系”。九大行星都在 接近同一平面的近于圆形的轨道上，朝着同一个方向，围绕着太阳公转。这 就是行星轨道运动的共面性、近圆性和同向性。九大行星按其性质可以分为 三类：类地行星（水星、金星、地球、火星）；巨行星（木星、土星）；远 日行星（天王星、海王星、冥王星）。它们各自有着不同的运动特征和结构 特征。九大行星所占的空间范围，其半径不到 50 天文单位。整个太阳系也不 过是更大的天体系统——银河系的极微小的一部分。
51 银河系 太阳所在的，具有旋涡结构的、巨大的恒星系统。银河系
包含各种类型的恒星，总数在二亿颗以上。银河系的结构是：在银河系的中 心区域，恒星密集，离中心越远，恒星的分布越稀疏。银河系有一个很小的 致密核心，称为银核。银核的中心称为银心。银核四周也聚集着大量恒星， 其侧视图很像体育运动用的铁饼，统称为银盘。银盘中心厚度约为一万光年， 边缘厚约一千光年，直径约为八万光年。银盘周围有一些恒星，它们分布在 近似球形的范围内，称为银晕。银晕直径约十万光年。银河系是在不断地转 动着，银河系的运动称为银河系自转。银河两极（银极）与天极相距 62°角。 由于银河系的自转才使银盘形成扁的铁饼形。银河系质量很大，约为太阳的
1.4×1011 倍。它不仅包括二千多亿颗恒星，而且还含有大量的双星、星团、 星云和星际物质等。
52 河外星系 银河系以外，人们观测到大约 10 亿个同银河系类似的天
体系统，称为河外星系。按其外形和结构可分为：旋涡星系、棒旋星系、椭 圆星系、不规则星系等。在夜晚，用肉眼能观测到的河外星系有仙女座星云 和大小麦哲伦星云。
　　53 多重星系 有些星系聚合成大大小小的集团，有物理联系的两个星 系组成双重星系；由 3 个到 10 多个有物理联系的星系组成的星系集团，称多 重星系。
　　54 本星系群 在宇宙间，星系分布不均匀，有的相互靠近，形成了成 群结队的星系“集团”，称为星系群。以银河系为中心，方圆 300 万光年范 围内，包括大、小麦哲伦星云，仙女座大星云等三十多个河外星系的星系群， 叫做本星系群。
55 星系 恒星的巨大集团，称为星系。星系一般包括几十亿、几百亿到

一千亿颗以上的恒星。太阳所属的星系称为银河系。银河系和另外大约 10 亿个同银河类系似的天体系统——河外星系也都属于星系。
　　56 星云 在夜晚星空中看到的云雾状天体。一般分两大类：位于银河系 以内，多由星际气体和星际尘埃组成的星云，称银河星云。它是由于弥漫在 星际空间稀薄气体及尘埃，在邻近恒星的微粒辐射和光辐射的压力下密集在 一起形成的。银河系以外的星云，称河外星云，它是由几十亿，几百亿乃至 上千亿颗恒星组成的巨大恒星集团，由于距地球极遥远，使人们看上去是云 雾状光斑，而实际上它是在银河系外的和银河系同级的恒星系统。和恒星相 比，云雾状星云具有质量大、体积大、密度小的特点。星云按形状可分为行 星状星云、弥漫状星云和球状星云三大类。恒星和星云在一定条件下可以互 相转化：星云在高温、高压等条件变化时，可以收缩而形成恒星，恒星到最 后阶段，又可以大量抛射物质到宇宙空间，成为形成新的星云的原材料。
　　57 星团 许多恒星在引力的相互作用下，簇聚在一个较小空间范围内的 稠密集团。星团分为疏散星团（已发现约 1000 个）和球状星团（已发现 125 个）两大类。研究星团对进一步认识天体演化有重要意义。
　　58 星系团 比本星系群更大的天体系统，包括几百至几千个星系集团， 称为星系团。离我们最近的星系团是室女座星系团，直径约 850 万光年，包 含有 2500 个星系。
59 总星系 天文学上，把目前所能观测到的最大范围内的各星系，总
称为总星系。总星系包括存在于星系空间的各种天体和天体系统。范围约为
以 360 亿光年为半径的球体。总星系是无限宇宙中的有限部分。
　　60 宇宙 我国战国时的尸佼说过：“四方上下曰宇，往古来兮曰宙”。 意思是说把天地上下四方定为宇，时间古往今来称为宙。宇宙就是无边无际
（无边界、无形状、无中心）的空间和无始无终的时间的总称。宇宙从时间
和空间上，虽都是无限的，但它是由天数大小、质量、高度、光度、温度等 方面存着千差万别的具体的天体所组成的物质世界。宇宙中的物质在不断地 运动、变化和发展着。随着人类科学的进步，宇宙一定还会更多地为人类所 认识。
61 恒星 由炽热气体组成的、自己能发光、发热的球状或类似球状的天
体叫恒星。恒星与我们地球的距离都很远，距地球最近的恒星是太阳（它的 光到达地球需要 8 分多钟的时间），其次是半人马座中的比邻星（它的光到 达地球约需 4.2 光年），有的恒星远达几百或几千光年。恒星的亮度常用星 等来表示，恒星越亮，星等越小。恒星表面的温度通常用有效温度来表示， 由早 O 型的几万度到晚 M 型的几千度，差别很大。恒星的直径有的小到几公
里量级，有的大到 109 公里以上。一般恒星的质量都很大，大约介于太阳质 量的百分之几到 120 倍之间，但大多数恒星的质量在 0.1—10 个太阳质量之
间。恒星的密度量级大约介于 109 克/厘米 3（红超巨星）至 1013—1016 克/厘
米 3（中子星）之间。正常恒星的大气化学组成与太阳大气差不多，以氢、 氦为主，但也有个别恒星的大气化学组成不同。恒星之所以能发光、发热， 是由于它的内部温度高达几百万度乃至数亿度，在那里进行着不同的产能反 应（一般为热核反应），并向外辐射大量的能量和抛射物质。一般认为恒星 是由星云凝缩而成的，主星序以前的恒星因温度不够高，不能发生热核反应， 只能靠引力收缩产生能量。进入主星序之后，中心温度高达 700 万度以上， 开始发生氢聚变成氦的热核反应，这是恒星生命中最长的价段。氢燃烧完后，

恒星内部收缩，外部膨胀，演变为表面温度低而体积庞大的红巨星，并有可 能发生脉动。那些内部温度上升到近亿度的恒星，开始发生氦碳循环。最后， 一部分恒星发生超新星爆炸，气壳飞走，核心压缩成中子星一类的致密星而 趋于“死亡”。恒星按光度级可分为：超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、主 序星（或矮星）、亚矮星、白矮星；按分布上的相互关系又有双星、聚星、 星团等之分；按演化发展的不同价段，可分为幼年期的红外星，壮年期的主 序星，中年期的红巨星和老年期的白矮星、中子星等。恒星也都在不停地运 动和变化着，由于它们距我们十分遥远，所以这种变化很难觉察，故而古人 称它们为恒星。我们在夜空所看到的点点繁星，大多是恒星，肉眼可看到的 恒星，全天有六千多颗。借助望远镜目前可看到几十万乃至几百万颗以上的 恒星。
　　62 赫罗图 是由丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家 H·M·罗素创 制的一种表示恒星光谱型和光度关系的图形。它以光度作为纵座标，光谱型
（或颜色）作为横座标，经过对一些恒星的测定和绘图，结果表明：多数星 点都落在一条从左上至右下呈对角线的一条连续带上，其余的星（巨星）则 形成小群。从而对恒星的光度和光谱型等作了明确的分类。同时借助于赫罗 图还可以研究恒星的形成和演化。
63 主星序 又叫矮星序。银河系中大多数的恒星在赫罗图上都密集在
由左上方（高温、强光度）至右下方（低温、弱光度）沿对角线的狭窄带状 区域内，形成一个十分明显的序列，这个序列叫作主星序。
64 矮星序 即“主星序”。
　　65 主序星 位于主星序内的恒星叫主序星。由于它的光度比巨星和亚 巨星小，因此又叫矮星。主序星的质量约是太阳质量的约百分之几到约 60
倍，光度约是太阳光度的 10-3 到大于 105 倍，半径比太阳小一个数量级到太 阳的 20 倍左右。主序星的能量来源于核内由氢聚变为氦的热核反应。主序星 阶段是恒星演化阶段中占时最长的阶段，一般称之为恒星的壮年期。
66 矮星 即“主序星”。
　　67 巨星 在恒星光谱分类中，光度级为Ⅲ的恒星叫巨星。它的光度比矮 星强得多，但比超巨星弱得多。因此，在赫罗图上，巨星的横向分布从 O 型
到 M 型，纵向分布介于主星序和超巨星分支之间。著名的巨星有大角、昴宿
六等。许多双星和变星的子星都是巨星。现代流行理论认为，巨星将向红巨 星阶段演化。
68 超巨星 指光度最强的恒星。它们的绝对目视星等亮于-2 等，在赫
罗图上位于最上方。超巨星的质量有人认为应大于 5 个太阳质量。关于超巨 星的年龄和演化问题，目前争论较多，尚无定论。
　　69 亮巨星 在恒星光谱分类中，光度级为Ⅱ的恒星叫亮巨星。它的光 度比巨星强，但比超巨星弱。在赫罗图上的分布，介于超巨星和巨星之间。 著明的亮巨星有猎户座的δ、狮子座ε等。
　　70 亚巨星 是指位于赫罗图上主星序右上方、介于巨星和主序星之间 的一类恒星。其光度级为Ⅳ。现代恒星演化理论认为，亚巨星是由主序星演 化而来的。
　　71 白矮星 是指那些光度低、温度高、密度大的一类恒星。据实测推 算，白矮星的半径近于行星，质量约为同光度主序星质量的 1.5 倍，而密度
却高达 105—107 克/厘米 3。天狼星的伴星就是典型的白矮星。

　　72 亚矮星 是指比主序星稍暗的一类恒星。在赫罗图中，亚矮星构成 一个单独的序列，恰好位于主星序（也称矮星序）的下面，因此叫作亚矮星 序。光度级为Ⅵ。亚矮星的化学成分与主序星有所不同，一般说来，金属含 量很低，只相当普通恒星的 1％左右。目前认为，亚矮星处于恒星演化的晚 期，正向白矮星过渡。
　　73 红外星 某些恒星，其光谱中的主要能量部分位于红外区域内，这 类恒星叫做红外星。也就是说，这类恒星不断向外辐射我们肉眼所看不见的 红外线。红外星的主要特点是：体积很大（直径可达太阳的几百或几千倍）， 表面温度却很低（几百度，甚至几十度）。红外星中的一部分属于年轻的正 在形成中的恒星，也有一部分属于年老的走向灭亡的恒星。
　　74 聚星 由三、五个在相互关系上有一定物理联系的恒星所组成的多重 恒星系统叫做聚星。有时也按其成员星的数目称为三合星（如北极星）、四 合星等。
　　75 变星 由于某些物理原因（如爆发、脉动）、几何原因（如交食、 屏遮）或二者兼而有之（如交食加上两星间的质量交流）所引起的亮度发生 变化的恒星叫变星。近年来又将光学波段的物理条件有变化（如光谱变星、 磁变星）或化学波段以外的电磁辐射有变化（如红外变星、X 射线新星等） 的恒星也叫做变星。我国《宋史》所载 1006 年 4 月 3 日出现的超新星变光始 末的描述，是目前世界上公认的第一个变星记录。近百年来，对于变星物理 的认识取得了很大进展，现在根据光变本质，将变星分为脉动变星、爆发变 星和几何变星三大类。又按光变形态和物理原因细分为若干次型。到 1976 年为止，在国际天文学联合会编制的《变星总表》中、共记载有变星 25920 颗。对于变星的研究，有助于我们了解和研究恒星的演变和发展过程。
76 双星 在空间，其视位置比较靠近的两颗恒星叫做双星。双星分为物
理双星（由于彼此引力作用，而沿着轨道相互绕转的双星）和光学双星（远 看彼此很靠近，实际上在空间相距很远，并不相互绕转的双星）。前者又叫 真双星，后者又叫假双星。组成双星的两颗星均叫做双星的子星，较亮的子 星称为主星，较暗的子星称为伴星。双星是恒星世界的普遍现象，是规模最 小的恒星集团。对于双星的研究有助于测算一些恒星的质量、形状和大小、 并能给人们提供认识恒星之间各种相互作用的条件，如引力相互作用等。天 狼、南门二、心宿二、北斗一等都是著名的双星。
77 子星 见“双星”。
78 主星 见“双星”。
79 伴星 见“双星”。
　　80 新星 光度突然增加到原来的几万、几十万甚至几百万倍的爆发变星 叫做新星。由于原来恒星亮度微弱，后来因本身爆发，突然增亮，引起人们 的注意，而称之新星。新星爆发是由于恒星突然膨胀了几千倍，辐射表面积 增大几万倍，造成亮度突然增加。当光度达到极大时，膨胀的气壳以每秒几 百一两千公里的速度向外抛射物质。经过几个月或多达若干年，气壳逐渐散 开消失，恒星亮度减弱而恢复到原来亮度，故新星又称“暂星”、“客星”。 银河系内至今已发现 170 个新星。
　　81 超新星 光度突增到原来的 1000 万倍以上的新星。它是恒星最激烈 的爆发现象。爆发结果是恒星完全瓦解成为星云，或抛射掉大部分质量，遗 留下来的部分物质收缩为白矮星、中子星或黑洞，从而进入恒星演化的终结
　　
阶段。在银河系里，已发现四颗超新星，其中，以 1054 年所发现的超新星最 为著名，最近发现的蟹状星云就是超新星爆发的遗迹。
　　82 中子星 主要由简并中子组成的致密星叫中子星。其质量下限为 0.1 太阳质量，上限在 1.5—2 太阳质量之间，其半径典型值约为 10 公里。其结
构大致是：外层有一厚约 1 公里的固体外壳，密度约为 1011—1014 克/厘米 3， 由各种原子核组成的点阵结构和简并的自由电子气所组成。由外壳向内是一
层主要由中子组成的流体，密度约为 1014—1015 克/厘米 3，在这一层中，还 有少量的质子、电子和μ介子。对于中子星的内部，目前只知其密度高达 1016 克/厘米 3，至于是何物态，目前尚无定论。中子量是在 1932 年发现中子后
不久就提出的。一般认为中子量可能是超新星爆发的产物。
　　83 脉冲星 1967 年发现的一种高速自转的、有强磁场的中子星，因其 能发出极规则、而短促的无线电脉冲而得名。其脉冲周期短而稳定，约在
0.033—3.745 秒之间，年变化率在百万分之一以内。由于中子星两极有固定 的亮斑，因此每转动一周，亮斑发出的光束就给地球送来一个或两个脉冲信 号，进而产生脉冲现象。脉冲星离地球很远，距离为 300 至 55000 光年，半 径为 10—30 公里，是一种很小很小的天体。
　　84 黑洞 是广义相对论所预言的一种特殊天体。由于一定质量的天体物 质，高度聚集在一很小的体积内，从而产生巨大的引力场，这一引力场足以 捕获所有物质和辐射，以致它不发出任何的光线，而成为暗天体，故称黑洞。 黑洞的基本特征是具有一个封闭的视界。所谓视界，就是黑洞的边界。外来 物质和辐射都可被其吸引进入视界以内，而视界以内的任何物质都难以逃脱 其吸引范围跑到视界以外去。
85 类星体 于二十世纪六十年代初发现，目前认为是星系一级的天体。
其主要特征是：在天文照相底片上为一恒星状（点状）天体，发射较强的紫 外光和红外光，光谱中有宽度较大的发射线，发射线有红移现象，而且是已 知天体中红移量最大的。有些类星体不仅有较强的光学辐射，也有较强的无 线电辐射，这种类星体又称为“类星射电源”。
86 亮度 在天文学中，天体亮度指天体在观测点和视线垂直的平面上所
生的照度。常用视星等表示。
　　87 星等 表示天体相对亮度的等级。古代天文学家把全天肉眼可见的 星，按其感觉亮度分为六等。最亮的 20 颗星定为一等，最暗的定为六等。一 等星的平均亮度是六等星的 100 倍。星等相差一等，其亮度相差 2.512 倍。 因而星等值愈小，其亮度愈大。目前星等范围从最亮的太阳为—26.74 等， 到最暗的 25 等星。星等按其探测器的不同，又可分为目视星等、照相星等、 仿视星等、光电星等、热星等等各种星等系统。
　　88 视星等 经天体光度测量所得到的星等同天体的距离有关。一颗很 亮的星，可能由于距离远而显得很暗，成为星等值很大的星；而一颗实际上 很暗的星，可能由于距离近而显得很亮，成为星等值很小的星。因此，星等 反映的仅仅是天体的视亮度，而不是天体的真正亮度，故称为视星等。
　　89 绝对星等 假定把所有天体统统放到相同距离（标准距离为 10 秒差 距或 32.6 光年）处，所具有的视星等叫绝对星等。太阳的绝对星等为 4.83 等，是一颗肉眼可见的较暗天体。绝对星等反映了天体的光度。
　　90 光度 表示天体的真实亮度。对于太阳和恒星来说，其定义为每秒钟 内从整个表面发射出来的辐射能量，以尔格/秒为单位。恒星的光度也常以太
　　
阳的光度为单位表示。如天狼星的光度为 34 个太阳单位。天体光度常用“绝 对星等”表示。
　　91 星座 人们为了便于认识恒星，从古代起就把天球划分成若干区域， 这些区域称为星座。星座是以本区域中较亮的星及其邻近的恒星联合组成各 种图形，多以动物或希腊神话中的人物来命名。如大熊座、仙后座、御夫座。 按照国际规定，整个天球分成 88 个星座。这 88 个星座按在天球的不同位置 和恒星出没的形式，又划成五个大区域。即拱极星座、北天（40°—90°） 星座、黄道十二星座（天球上黄道附近星座）、赤道带星座（10 个星座）、 南天（—30°——90°）星座。
　　92 大熊星座 拱极星座之一。中心位置：赤经 11 时 30 分，赤纬 55°。 北斗七星就是大熊星座中的七颗亮星，是北极附近最容易认识的星座，为航 海及测量者的标志。七星按希腊字母顺序排列，中国古代称七星为天枢、天 璇、天玑、天权、玉衡、开阳、摇光，它们组成一个带把的勺子形，故又称 勺星。“勺星”的柄所指方位，随季节、时间而改变，“九月勺柄指向西， 春分时节柄指东”。
　　93 北斗七星 大熊座中排列成斗形的七颗亮星叫北斗七星。它们分别 是大熊座中的天枢（α）、天璇（β）、天玑（γ）、天权（δ）、玉衡（ε）、 开阳（ζ）和摇光（η）。北斗七星中，除天权是三等星外，其余均为二等 星。北斗七星离北天极不远，又很容易视别，因此人们常用它来作为指示方 向和认识北天其它星座的标志。若将天璇和天枢联结起来，并沿天璇至天枢 的方向延长五倍，便可找到北极星。所以天枢和天璇又叫指极星。北斗七星 离我们的远近不等，大致在 60—200 多光年之间。由于恒星自行的缘故，北 斗七星的形状也在发生缓慢的变化。北斗七星的斗柄指向，随着季节而有变 化，一般所说的“斗柄东指，天下皆春；斗柄南指，天下皆夏；斗柄西指， 天下皆秋；斗柄北指，天下皆冬”。正是这一现象的写照。所以，根据北斗 七星在星空中位置的变化，还可以了解四季的交替与变化。
94 小熊星座 最靠近北天极的星座。北天极即在座内。因七颗主要的
星排列成斗状，很象北斗，但星光较暗，又称“小北斗”或“小水勺”（北 斗七星称“大水勺”）。斗柄末端α星，即北极星，属三合星，又是变星， 星等从 1.96 变到 2.05。斗魁内的β星（中名帝星）为 2 等星，γ星（中名 太子）是三等星，叫“护极星”。此座内 4 等星以上的星共有 7 颗。
95 北极星 即小熊座中的α星，中国星名是勾陈一或北辰。北极星距
我们约 400 光年，自行为每年 0″.046。它是最近一段时期内距北天极最近 的一颗亮星，距极点不足 1°，因此，对于地球上的观测者来说，它好象不 参与周日运动，总是位于北天极处，因而被称为北极星。由于岁差，天极以
约 26000 年的周期绕黄极运动。因此，北极星也不是固定一颗不变的，公元
前 2750 年前后，天龙座α星曾是北极星；小熊座α星成为北极星只是近千年 来的事；公元 4000 年时，仙王座γ星将成为北极星。北极星是由三颗星组成 的三合星，其中的主星甲是离我们最近的一颗造文变星。
　　96 仙后座 拱极星座之一。中心位置：赤经 1 时，赤纬 63°。在拱极 天区内和大熊座遥遥相对。座内 5 颗亮星ε、δ、γ、α和β（中名“阁道 二”、“阁道三”、“策星”、“王良四”、和“王良一”）如用直线联结， 则形似“W”形。因此亦称 x 星座。从仙后座α星向仙后座另一星χ星联线加 以延长，可以找到北极星。
　　
　　97 天鹰座 赤道带星座之一。中心位置：赤经 19 时 40 分，赤纬 3°。 天鹅座之南，人马座以北，大部分在银河内，座内α星即中国古称牛郎星（中 名河鼓二）与天琴座织女星隔河相对。β星（河鼓一）、γ星（河鼓三）与 α星联成一线，遥指织女星。
　　98 牛郎星 “牵牛”星的俗称。牵牛是“河鼓二”的古星名，为“天 鹰座α星”。是夏秋夜空中的著名亮星。白色，星等 0.77，光度约为太阳的
8 倍，表面温度约 7000℃。距离 16.3 光年，与“织女”隔银河相对。
　　99 天琴座 北天星座之一。中心位置：赤经 18 时 50 分，赤纬 36°。 在天鹅、天龙、武仙三座之间。α星的中国名为“织女一”，隔银河与天鹰 座的牵牛星（牛郎星）相对。是白亮的 0 等星；β星（中名“渐台二”）是 有名的食变星；这里还有环状星云，名曰 M57。
　　100 织女星 古星名。是天琴座α星。白色，0.04 星等，在银河西，与 牵牛星隔“河”相对。距地球 26.4 光年，直径是太阳 3.2 倍，光度比太阳大
50 倍，表面温度 8900℃。
　　101 金牛座 黄道十二星座之一，在英仙和御夫两座之南，猎户座之北。 中心位置：赤经 4 时 20 分，赤纬 17°。金牛座亮于四等的星有 28 颗。
　　102 半人马座 南天星座之一。在室女座之南，天蝎座之西南。α星（中 名南门二）是黄色 1 等星，它与另两颗星组成了一个聚星系统。其中之一就
是 11.3 星等的比邻星。它们是除太阳外离地球最近的恒星，有 4.2 光年。半
人马座中心位置是赤经 13 时，赤纬—47°。亮于 4 等星的恒星有 28 颗之多。
103 牧夫座 是北天中纬度星空的主要星座之一。中心位置在赤经 14
时 40 分，赤纬 33°。每年六月的 21 时左右出现在天顶附近。其中的α星是 一颗 0 等星，中国称为大角，位于天赤道以北大约 20°处。
104 飞马座 是北天中纬度星空的主要星座之一。中心位置在赤经 22
时 40 分，赤纬 21°。它的三颗主要亮星与仙女座中的α星构成一个巨大的 正方形。每年秋季，此正方形在黄昏时出现在北半球中纬度的天顶附近，是 秋季星空的重要特征。
105 人马座 是黄道星座之一。中心位置在赤经 19 时，赤纬—28°。
是银河系的中心所在，也是北半球所谓冬至点的所在。除北纬 53°以北地区 外，我国全境在夏秋两季的黄昏均能看到。
106 天蝎座 是黄道星座中位置最南的一个星座。中心位置在赤经 16
时 40 分，赤纬—36°。其中的α星（中国名称为“心宿二”）星光呈红色， 我国古代称之为“大火”。天蝎座范围广、明星多，是北半球夏夜星空最引 人注目的星座。
107 天鹅座 北天主要星座之一。中心位置在赤经 20 时 30 分，赤纬 44
°。星座中的主要亮星排列成十字形，因此它别称为“北十字”（因南天有 一南十字座，以示区别）。其中的α星（中国名叫“天津四”）是一颗一等 星。天鹅座在北半球的夏季黄昏时，出现在中纬度天顶附近。
　　108 星图 把分布在天球上的恒星，按它们在球面上的视位置投影在平 面上的图。是根据当地的地理经纬度绘制的。可以在任何指定日期和时刻找 到所需要的天空星座的星图，叫“活动星图”。
　　109 太阳 太阳系的中心天体，是银河系中一颗普通的恒星。通过对太 阳光谱的分析得知，太阳的化学成分主要是氢（约占总质量的 71％）、氦（约 占总质量的 27％），其它元素约占总质量的 2％。在太阳中心区进行着剧烈
　　
的氢核聚变反应，释放出大量的能量，并以辐射的形式稳定地向空间发射， 因此它是地球和整个太阳系中天体的光和热能的主要来源。我们直接观测到 的只是太阳的大气层。从里向外分为光球、色球和日冕三层，这三层大气都 处于局部的激烈运动之中。太阳也在不断地运动和变化，除自转运动外，还 要率领太阳系的成员以 19.7 公里/秒的速度作本动，同时还要以 250 公里/ 秒的速度围绕银河系中心旋转。目前认为，太阳及其行星是在约 50 亿年前， 由星际物质云在引力作用下，逐渐收缩凝聚而形成的。在此以后，它将从目 前的黄矮星阶段变为红巨星，然后再转为红超巨星。待太阳内部的核能源耗 尽后，将转为白矮星，最后成为一个不发光的、处于简并态的冷“黑矮星” 而宣告生命的终结。太阳的寿命估计可达 100 亿年。现将太阳的一些基本数 据列表如下：
日地平均距离 149，598，000 公里 平均角直径 31′59″.3
半径 696，000 公里 扁率 0″.05
质量 1.989×1033 克 平均密度 1.409 克 厘米 3
总辐射功率 3.83×1033 尔格 秒
有效温度 5，770K
26.9 天（赤道）

自转会合周期


31.1 天（极区）

光谱型 G2V 目视星等 -26.74 等 绝对目视星等 4.83 等
表面重力加速度 2.74×104 厘米/秒 2
表面逃逸速度 617.7 公里/秒 中心温度 约 1.5×107K 中心密度 约 160 克/厘米 3
中心压力 约 3.4×1017 达因/厘米 2
年龄 5×109 年
　　110 光球 我们平时所看到的非常耀眼的太阳圆面叫光球。它是太阳大 气的最低一层，即一般用白光所观测到的太阳表面，厚度仅 500 公里左右。 我们所接收到的太阳能量基本上是从光球发出来的。光球表面虽然十分明 亮，但各部分的亮度并不很均匀。在非扰光球中布满了米粒组织，估计总数
达 400 万颗，平均寿命只有 8 分钟。在光球的活动区，还有太阳黑子、光斑， 偶尔还有白光耀斑。它们的亮度、物理性状和结构都相差很大。在非扰光球
上平均每平方厘米每秒发出的辐射流量是 6.3×1010 尔格，由此可以推算出 光球的有效温度是 5770K。光球的温度随高度而不同，从内部向外温度逐渐
降低。光球和物质密度约为 10-7 克/厘米 3，气体压力大致等于 105 达因/厘
米 2。

111 色球 在光球外面有一层玫瑰红色的太阳大气称为色球，它是太阳

大气的中间一层，介于光球和日冕之间。平时色球和日冕都淹没在蓝天之中 不易看到，只有在日全食时才能看到它瑰丽的本色。色球层几乎是透明的， 比光球的密度要小得多，而且没有明显的边界，平均厚度约一万公里，主要 由氢、氦、钙等离子所组成，温度自下而上由 5000 度上升到几十万度。色球 是一个充满磁场的等离子体层，由于磁场的不稳定性，时常产生剧烈的耀斑 爆发，以及与耀斑共生的日珥、冲浪、喷焰等许多动力学现象。
　　112 日冕 从色球层的边缘向外，延伸到几个太阳半径，甚至更远处的 太阳大气最外层，叫做日冕。日冕是由非常稀薄的、完全处于电离状态的等 离子体组成，其中主要是质子，高度电离的离子和高速的自由电子。日冕的 温度高达一、二百万度。我们只有在日全食时才能观测到日冕。其形状与太 阳活动有关。在太阳活动极大年时，日冕形状接近于圆形；在较为宁静的年 份比较扁。其直径大致为太阳视圆面直径的 1.5—3 倍以上。
　　113 米粒组织 在太阳的光球层中气体的对流所引起的一种在日面上 呈现为米粒状的明亮斑点，镶嵌在较暗的条纹中，称为米粒组织。它们在太 阳光球层上的实际直径往往达 700—1400 公里。中心温度比边缘至少高 100 度。平均寿命约为 8 分钟，个别可达 15 分钟。米粒的亮度随高度而变化，各 个米粒组织的亮度也不尽相同。
114 太阳活动 太阳大气的各层中，所出现的黑子、光斑、谱斑、耀斑、
日珥等现象总称为太阳活动。太阳活动是太阳表层物质运动和变化的结果， 并不涉及太阳本体的基本稳定。太阳活动有极大年和极小年，一般以太阳黑 子的多少而定，但平均周期约 11 年。在太阳活动强盛时，由于从太阳上发射 出大量的紫外线、X 射线、微粒流以及强射电波，从而扰乱电离层，使地面 的无线电短波通讯受到影响，甚至会暂时中断。太阳抛出的带电粒子流，会 使地球磁场发生扰动，产生“磁爆”现象；在两极还有极光出现。不仅如此， 太阳活动还会使气候异常，导致地震发生，威胁宇宙航行，甚至影响到人体 的健康和生物的生长。
115 太阳黑子 太阳光球上经常出没的一些暗黑色斑点叫太阳黑子。它
是太阳活动的基本标志之一。由于太阳黑子的温度比它周围光球的温度要低
1500°K 左右，因此在明亮的光球表面呈暗黑色斑点。充分发展的黑子是由 较暗的核（本影）和围绕它的较亮的部分（半影）构成的，形状很象一个浅 碟，中间凹陷约 500 公里。太阳黑子大多成群出现，每个黑子群由几个到几 十个黑子组成，最多可达一百多个。黑子的寿命一般不长，仅一天左右，个 别的可达一个月或一年以上。太阳黑子出现的数目有的年份多，有的年份少， 我们把太阳黑子最多的年份叫做太阳活动极大年；最少的年份叫做太阳活动 极小年。前一次活动极大年到再次出现活动极大年的平均周期约为 11 年。太 阳黑子在日面上的分布有着一定的规律：表现为东西分布的不对称性（东半 边比西半边多）和纬度分布的不均匀性。关于太阳黑子，我国最早在《淮南 子》中就有记载。《汉书·五行志》中对公元前 28 年出现的大黑子记录得更 为详细，不仅记录了黑子出现的日期，而且还描述了黑子的形状、大小和位 置。而欧洲人 1610 年才开始用望远镜观测黑子。
　　116 光斑 在太阳光球上出现的比周围更为明亮的斑点或条纹叫光斑。 它是太阳活动之一。光斑的平均温度比周围高 100°左右，亮度大 10％左右。 平均寿命只有半小时。光斑的活动与太阳黑子密切有关。它比黑子早出现几 小时或几天，而消失又远在黑子之后。光斑和黑子一样，也有一个 11 年的活
　　
动周期，但光斑的纬度活动范围要比黑子宽 15 度左右。光斑向外延伸到色球 就是谱斑。
　　117 日珥 在色球层中，有时向外猛烈地喷射出火红色的气柱，这种突 出在日面边缘部分的太阳活动现象叫日珥。日珥比太阳圆面暗弱得多，在一 般情况下被日晕所淹没，不能直接看到，只有在日全食时，肉眼才能见到。
1842 年 7 月 8 日的日全食，留下了最早的、明确的日珥观测记录。日珥的形 状变化万千，有的象浮云、有的似喷泉，还有的似拱桥、火舌、篱笆、草丛 等。大小也很不一致，一般长约 200，000 公里，高约 30，000 公里，厚约 5，
000 公里。它主要存在于日冕中，但下部常与色球相连。日珥在日面上的分 布，以低纬度地区为主。其数目和面积均与 11 年的太阳活动周期有关。日珥 的主要成分也是氢和氦。温度约为 7000K。关于日珥成因目前尚无定论。
　　118 谱斑 在太阳色球层中出现的一些增亮区域叫谱斑，是色球层中的 太阳活动现象。它与光斑十分相似，其位置也大致相同。谱斑的线度大小从 几千公里到几十万公里，其形状、结构、亮度等时常在变化，寿命长短不等， 长的可持续几个太阳自转周。谱斑的活动也与黑子有密切联系，大部分谱斑 附近都有黑子群；谱斑一般比黑子先出现、晚消失；黑子多时，谱斑也较多、 较大、较亮；异常明亮的谱斑出现预示着不久将有黑子出现。
119 耀斑 也叫“色球爆发”。是色球层中的太阳活动现象。由于某种
原因，在短暂的时间内（约 102—103 秒），释放出大量的能量（1030—1033 尔格），从而引起局部区域在瞬时内出现加热、增亮以及各种电磁辐射和粒 子辐射（质子、电子、中子等）突然增强。这种突然爆发出的相当明亮的斑 点叫做耀斑。耀斑的寿命很短，多数只有几分钟，最长的也不过几小时，它 和黑子相似，也有一个 11 年的活动周期。耀斑的活动与黑子的活动密切相 关，黑子出现多的时候，也是耀斑出现较多的时候。
120 太阳风 从太阳的外层大气，不断地发射出来的、稳定的粒子流，
这种连续的粒子流好象是从太阳向外刮出的一股“风”，所以称为太阳风。 太阳风是由于日冕部分具有极高的温度，作用于日冕气体上的引力不能平衡 压力差，日冕中就很难维持流体静力平衡，因此稳定地向外膨胀。处于热电 离状态下的气体粒子连续不断地向外流出，这样就形成了太阳风。太阳风中
质子流的温度平均约 4×104K，速度约 450 公里/秒，理论上推出的太阳风的 边界大约在 25—50 个天文单位之间。太阳风的主要成分仍然是氢和氦。黑子 等太阳活动频繁时，太阳风的强度和速度也相应地加大。彗尾的形成与太阳 风有关，同时在太阳风的影响下，还产生“磁爆”等现象。
　　121 磁爆 地磁场的强烈骚动叫磁爆。平均每年可发生十次左右，而且 往往发生在太阳活动较为强烈的时候。发生磁爆时，在向着太阳一侧的地球 磁层顶部，由于太阳风的速度或太阳风中等离子体微粒的密度显著增加，使 向着太阳一侧的磁层顶由通常距地心 8—11 个地球半径被压缩到距地心只有
5—7 个地球半径。此外，在磁爆发生时，高纬地区常常伴有极光现象；无线 电通讯也将受到严重的干扰。
　　122 极光 是出现在高纬度地区上空大气中的一种彩色发光现象。一般 呈带状、弧状、幕状或放射状。这些形状有时比较稳定，有时在连续地变化。 极光的出现与太阳活动有关。极光是由来自太阳活动区的高能带电粒子流， 使高层大气分子或原子激发或电离而产生的。由于磁场的作用，故极光常见 于高磁纬地区。
　　
　　123 行星 在椭圆轨道上环绕太阳运行的，近似球形的天体叫行星。行 星的质量比太阳小得多，本身一般不发可见光，它以表面反射太阳光而发亮。 在太阳系中目前已发现的行星有：水星、金星、地球、火星、木星、土星、 天王星、海王星、冥王星九大行星。除太阳系外，邻近的恒星，很可能也有 行星存在。太阳系中根据九大行星质量、大小、化学组成等特征，又可分为 三类：（1）类地行星与地球相类似的行星，包括水星、金星、地球和火星。 它们距太阳近，体积、质量都小，平均密度大，表面温度较高，金属元素含 量高，卫星少或没有。（2）巨行星包括木星和土星（亦称类木行星）。距太 阳较远，体积、质量都很大，平均密度小，表面温度低，主要由氢、氦、氖 等物质构成。卫星数目多，并且有光环。（3）远日行星包括天王星、海王星 和冥王星。距太阳远，表面温度最低，在—200℃以下，平均密度介于前两类 之间，表层气体以氢和甲烷为主，有卫星，天王星也有光环。另外，根据行 星在地球轨道的内外，又可分为内行星和外行星。轨道在地球轨道以内的行 星称为内行星。如水星、金星；轨道在地球轨道以外的行星叫做外行星。如 火星、木星、土星、天王星、海王星、冥王星。用肉眼观察行星与恒星有较 大的区别，主要表现在行星有明显的位移，没有闪烁现象等。
124 类地行星 见“行星”。
125 巨行星 见“行星”。
126 远日行星 见“行星”。
127 内行星 见“行星”。
128 地内行星 即“内行星”。
129 外行星 见“行星”。
130 地外行星 即“外行星”。
　　131 行星的视运动 行星由于地球的自转和公转，以及本身的绕日运 动，使其对于恒星的相对位置不断地发生变化，我们在地球上所看到的这种 行星运动，叫做行星的视运动。行星的视运动与太阳、月球在天球恒星背景 上的相对运动情况不大相同。太阳、月球的运动方向始终是朝东的，而行星 的运动方向有时朝东，有时朝西。这是由于地球和行星两者的公转运动合成 后在天球上的反映。行星朝东运动称为“顺行”；朝西运动称为“逆行”。 顺行与逆行之间的转折点称为“留”。行星运动的主要方向是顺行。行星相 对恒星背景运动一周所经历的时间叫做行星运动的恒星周期；行星按同一方 向连续两次经过同一距角位置所经历的时间叫做行星运动的会合周期。

132 顺行 见“行星视运动”。
133 逆行 见“行星视运动”。
134 留 见“行星视运动”。
135 行星运动的恒星周期 见“行星视运动”。
136 行星运动的会合周期 见“行星视运动”。
　　137 距角 以地球为中心，地球和行星的连线与地球和太阳的连线之间 相交的角度在黄道上的投影，叫做行星的距角。地内行星和地外行星的角距 变化情况有所不同。地内行星距太阳比地球近，它在任何位置上的距角都不 会超过某一数值，因而只会出现“合”的现象，而不会出现“冲”和“方照” 现象。例如金星的最大距角为 48°，在天球上它有时位于太阳以东，日落后 不久出现在西方地平线附近，称为昏星，俗称长庚星；有时位于太阳以西，
　　
日出前不久出现在东方地平线附近，称为晨星，俗称启明星。地外行星由于 距太阳比地球远，因此在一个会合周期内距角可从 0°—360°，可以出现一 次冲、一次上合和两次方照。
　　138 大距 地内行星在运行中与太阳之间的距离不会超过某一限度，这 一限度称为地内行星的大距。地内行星位于太阳以东的一次大距称东大距； 位于太阳以西的一次大距称为西大距。例如，金星在大距时，距角变化在 45
°—48°之间，在东大距前后，金星在黄昏时出现在西方地平线附近；在西 大距前后，金星在黎明时出现在东方地平线附近。
　　139 合 距角为 0°时称为“合”。行星位于地球和太阳之间时称为下 合；行星和地球分别位于太阳两侧时称为上合；行星与地球同时位于太阳的 一侧时称下合“合”时，行星与太阳的黄经相等，行星与太阳同升同落，行 星为太阳光辉所淹没，此时不便对行星进行观测。地内行星在一个会合周期 内有两次合，一次上合、一次下合。地外行星仅有一次上合。
　　140 冲 距角为 180°时称为“冲”。在行星轨道近日点附近出现的冲 称为大冲，此时地外行星距地球最近，而且与太阳正好成 180°，太阳西落， 行星东升，整夜可见，十分明亮，是观测外行星的极好机会。
　　141 方照 距角为 90°时称为“方照”。行星在太阳以西时称为西方照； 在太阳以东时称为东方照。只有地外行星才有“方照”现象。
142 水星 是太阳系中最靠近太阳的一颗行星。我国古代又称之为辰
星。它与太阳的平均距离为 0.39 个天文单位。水星的半径约为 2440 公里， 是地球半径的 38.3％；体积是地球的 5.62％；质量为 3.33×1026 克，是地 球的 5.58％；平均密度为 5.46 克/厘米 3，比地球略小；表面重力加速度为
373 厘米/秒 2；平均密度在九大行星中仅次于地球，内部有一铁核约占水星 质量的 70—80％，铁核外面有一层厚约 500—600 公里的硅酸盐层。水星表
面的大气极为稀薄，大气压小于 2×10-9 毫巴，大气的成分主要有氦、氢、 氧、碳、氩、氖、氙等。水星表面的昼夜温差很大，白天阳光直射处，温度 可达 700K，夜晚冷到 100K。根据美国发射的行星探测器“水手” 10 号三次 经过水星（1974 年 3 月 29 日、9 月 21 日、1975 年 3 月 16 日）时探测得知， 水星表面很象月球，也分布着大大小小的许多环形山，还有平原、裂谷、盆 地等各种地形。水星公转轨道的偏心率仅次于冥王星（为 0.206），因此公 转轨道扁而长。同时公转轨道面与黄道面之间的夹角也较大（为 7°），同 样仅次于冥王星。水星公转一周为 87.969 日，自转一周为 58.646 日，恰好 是公转周期的三分之二。由于水星不发光，是靠反射太阳的光辉而发亮的， 因此，通过望远镜，我们可以看到水星有类似月球似的月相变化。水星没有
天然卫星。
　　143 金星 是太阳系中九大行星之一。按离太阳由近及远的顺序来说为 第二颗。与太阳的平均距离为 0.723 天文单位。我国民间称之为“太白”或 “太白金星”。由于它是一颗地内行星，故而有时凌晨出现在东方，为晨星， 我国古代称“启明星”；有时黄昏出现在西方，为昏星，我国古代称“长庚 星”。自 1961 年以来，苏联和美国先后发射了 14 个行星际探测器飞向金星， 从而大大增加了人们对金星的认识。金星同地球十分相似，也是一个有大气 层的固体球，只是大气中二氧化碳的含量在 97％以上，其它还有少量的氮、 氩、一氧化碳、水蒸汽、氯化氢、氟化氢等。金星的半径约 6050 公里，为地
球半径的 95％；质量约为 4.87×1027 克，约为地球的 81.5％；平均密度约

为 5.26 克/厘米 3，相当于地球的 95％。金星大气中的二氧化碳，产生了强 烈的温室效应，使得金星表面的温度高达 465—485℃，而且基本上没有地 区、季节、昼夜的区别。金星的公转轨道偏心率只有 0.007，是一个很接近 于圆的椭圆，轨道面与黄道面之间的夹角仅 3°.4′，接近重合。公转的周 期为 224.7 日。金星是太阳系中唯一逆向自转的行星，自转周期为 243±1 日。关于金星的内部结构，目前还没有第一手资料，从理论上推算，与地球 十分相似，外面一层是主要由硅化合物组成的薄“壳”，中间是主要由硅、 氧、铁、镁等的化合物组成的“幔”，内部有一个半径约 3100 公里的铁-镍 “核”。金星上稠密的大气还造成一个奇特的光学现象，即大气折射使接近 地平线的太阳光弯曲 180°，因此在金星上，即使背向太阳，也可欣赏“日 落东山”的奇特景象。与水星一样，金星也没有天然卫星。
144 启明星 即“金星”。
145 长庚星 即“金星”。
　　146 火星 是太阳系中九大行星之一。按离太阳由近及远的顺序为第四 颗行星。与太阳的平均距离为 1.52 个天文单位。由于火星荧荧如火，亮度常 变，位置不定，令人迷惑，所以我国古代称之为“荧惑”；在古代罗马，因 它带有血红色，所以用战神玛尔斯命名。1964 年以来，美国对火星发射了多 个探测器。此外，苏联 1962 年以来，也多次发射“火星号”系列探测器。这 些探测大大丰富了人们对火星的认识。火星的赤道半径为 3395 公里，为地球
的 53％；体积为地球的 15％；质量为地球的 10.8％。表面重力加速度为地
球的 38％。火星上也存在着大气，主要成分有是二氧化碳约占 95％，氮约占
3％，氩为 1—2％，一氧化碳和氧约占 1％，还有极少量的臭氧和氢，水汽的 数量很小、平均约占大气总量的 0.01％，而且随季节和位置有所变化。火星 表面的平均温度比地球低 30℃以上，昼夜温差常超过 100℃。火星公转轨道 面与黄道面的交角为 1°.9，轨道偏心率为 0.093，公转周期为 687 天。火星 的自转与地球很相似，周期为 24 小时 37 分 22.6 秒。赤道面与轨道面的交角
为 23°59′，因此火星上也有四季变化。火星表面最引人注目的是，在两极
地区覆盖着白色的极冠，其大小随季节发生着变化。经探测器的多次考察确 认，极冠中既有水结成的冰也有二氧化碳凝结形成的干冰，其温度在—70℃
——139℃之间。除此以外，火星上还有环形山、火山（其中奥林匹斯火山直
径约为 600 公里，高出周围地面 26 公里，是太阳系中最大的盾形火山）、峡 谷、河床等地理特征。火星内部也有与地球相类似的核、幔、壳的结构。所 不同的是，火星的核内几乎全部为硫化铁，很少有游离状铁。火星有两个天 然卫星，即火卫一和火卫二。它们是在 1877 年火星大冲时，被 A·霍尔发现 的。在太阳系中，火星与地球十分相象，火星上是否有生命，这是一百多年 来人们十分关注的问题。近年来，通过行星际探测器的直接考察表明：火星 上是一个极其荒凉的世界，那里没有液态的水，大气极为稀薄，又非常寒冷。 火星表面没有可以觉察到的植物或动物存在，目前它的外部条件也不适于较 高级形式的生命存在。因此，火星上存在生命的可能性是极其微小的。
　　147 木星 是太阳系九大行星中最大的一颗，按离太阳由近及远的顺序 为第五颗。它与太阳的平均距离为 5.2 个天文单位。中国古代称“岁星”， 西方人用罗马主神“尤皮特”的名字称呼。木星是夜空中亮度仅次于金星的 亮星。木星的赤道半径为 71400 公里，为地球半径的 11.2 倍。体积是地球的
1316 倍。质量是 1.9×1030 克，相当地球质量的 300 多倍。平均密度很小，

只有 1.33 克/厘米 3；重力加速度赤道上为 2707 厘米/秒 2，两极为 2322 厘 米/秒 2。木星也有浓密的大气，大气中氨和甲烷的含量比例与太阳大气相似， 氦的含量是氢的 10％，还发现有少量的碳、氧、铁、硫等。用望眼镜观测发 现，木星大气中有一系列与赤道平行的、明暗交替分布的云带。亮的叫带， 暗的叫带纹。这些云带的结构复杂，形状、亮度、颜色也在不断地变化着。 这些云带可能是凝冻的氨晶体所组成。木星表面还有鲜明颜色引人注目的大 红斑，这些红斑有大有小，有的浓艳、有时暗淡，而且还沿一定的方向漂移。 因此，目前认为它很可能是巨大的风暴旋涡。大红斑一般寿命很长，小红斑 一般仅两年光景。木星公转轨道的偏心率为 0.048，轨道面与黄道面的交角 仅有 1°.3，公转周期为 11.86 年。木星自转周期，赤道部分为 9 小时 50 分
30 秒，两极地区稍慢，在九大行星中，木星自转周期最快，因此，星体的扁 率相当大，达 0.0648。木星的赤道面和轨道面之间的交角仅 3°05′，也就 是说，木星自转轴几乎垂直轨道面。目前已确认的卫星有 13 个。其中木卫一 至木卫四，是 1610 年意大利天文学家伽利略发现的。1892 年，美国天文学 家巴纳德，在木卫一轨道内发现了木卫五。其它卫星是在 1904 年以来用照相 方法陆续发现的，它们都在木卫四以外的轨道上运行。1979 年，美国学者宣 布发现木卫十四，1980 年又有人宣布发现木卫十五、木卫十六，但均未得到 进一步的证实。1979 年 3 月 4 日经行星际探测器发现木星也有光环，外环较 亮，内环较暗，由黑色的块状物体组成。
148 土星 是太阳系九大行星之一，按离太阳由近及远的顺序为第六
颗。与太阳的平均距离为 9.539 个天文单位。我国古代称为填星或镇星。古 代西方人用罗马农神萨图努斯命名。在九大行星中，土星的大小和质量仅次 于木星，占第二位，同属巨行星。它的体积是地球的 745 倍；质量是地球的
95.18 倍；平均密度为 0.7 克/厘米 3；表面重力加速度为地球的 1.15 倍。土 星的大气以氢、氦为主，并含有甲烷和其它气体。土星表面的温度约为—140
℃。土星象木星一样被一些色彩斑烂的云带所缭绕，这些云带比木星云带规
则得多，但色彩不如木星云带那样艳丽。除此以外，土星还有着美丽的光环， 由许多围绕行星运转的小物体构成，因反射太阳光而发亮。光环物质总量约 等于土星质量的百万分之一。经“先驱者”11 号探测，土星的光环有若干， 目前所发现的 G 环，其范围已伸展到离土星中心大约 10—15 个土星半径处。 土星公转轨道的偏心率为 0.055，轨道倾角为 2°.5，公转周期为 29.5 年。 土星自转很快，赤道处为 10 时 14 分，两极为 10 时 38 分，自转轴的倾角为
26°44′。到目前为止，已发现土星有 23 个卫星，是太阳系中卫星最多的一
颗行星。其中土卫六是太阳系中居第一位的大卫星。
　　149 天王星 是太阳系九大行星之一。按离太阳由近及远的顺序为第七 颗。与太阳的平均距离为 19.28 个天文单位。天王星是 1781 年英国学者赫歇 耳发现的。天王星的体积为地球的 65 倍，在九大行星中仅次于木星和土星。
质量为 8.742×1028 克，为地球质量的 14.63 倍，仅次于木星、土星和海王 星。平均密度为 1.24 克/厘米 3，表面重力为地球的 1.17 倍。天王星公转轨
道的偏心率为 0.05，轨道倾角仅 0°.8，公转周期为 84 年。天王星自转周期
是 24±3 小时，它的赤道面与轨道面的倾角为 97°55′，自转轴几乎倒在轨 道面上，所以它是躺着转的，其中一个极点正对太阳。由于天王星离日太远， 所以表面温度只有-211℃。天王星存在着浓密的大气，大气的主要成分是氢 和甲烷。天王星和土星一样，也有美丽的光环，它是 1977 年 3 月 10 日在观

测天王星掩恒星现象时偶然发现的。目前天王星有 5 个卫星，它们都是逆向 卫星。
　　150 海王星 是太阳系中九大行星之一，按同太阳的距离由近及远排列 为第八颗。它的亮度为 7.85 等，必须借助望远镜才能见到。海王星是 1846 年德国的伽勒根据法国勒威耶的计算结果而发现的。它的赤道半径为 24750 公里，是地球赤道半径的 3.88 倍。海王星的自转较快，致使形状变扁，扁率
为 0.0259。它的极半径比赤道半径短 641 公里。其体积约为地球体积的 57
倍；质量为地球质量的 17.22 倍；平均密度 1.66 克/厘米 3 表面重力加速度 比地球略大，两极为 1180 厘米/秒 2，赤道上为 1100 厘米/秒 2。海王星的大 气成分以氢、甲烷和氨为主。表面温度很低，有效温度只有 46°K。海王星 绕太阳公转的轨道平面与黄道平面之间的夹角很小，只有 1°.8，轨道的偏 心率不到 1％，近于正圆。公转周期约 164.8 年。海王星本身也有自转，它 的自转是顺行的，自转周期为 22 小时左右。它的赤道面与黄道面之间有 28
°48′的夹角，比地球的黄赤交角略大。海王星上也有一年四季的变化，不 过比地球上的一年要长得多，冬夏的温差也不及地球上明显。海王星有两个 卫星，海卫一是 1846 年由英国的拉塞尔发现的，它是一逆行卫星，而且是太 阳系中质量最大的卫星。海卫二是 1949 年由美国柯伊柏发现的，它的轨道偏 心率（0.75）在太阳系卫星中名列第一。
151 冥王星 是太阳系九大行星中距太阳最远的一颗，它与太阳的平均
距离为 39.44 个天文单位。也是九大行星中最小的一颗。冥王星是自 1846 年海王星发现后，经许多人推算，观测，于 1930 年初被美国汤博发现的。由 于冥王星的视角径很小，因此其线直径至今仍未定准，目前公认值是 2400—
2900 公里，常采用 2700 公里。质量值为 0.0024 地球质量（1.43×1025 克）， 比月球还小。平均密度约为 1.5 克/厘米 3，与天王星和海王星相似。由于冥
王星距日太远，因此得到的太阳辐射很少，估计日照表面温度约为 50K，背
面约为 20K，在这种低温条件下，绝大部分物质已凝结成固态或液态，只有 氢、氦、氖还可能是气态。因此，如果冥王星上有大气的话，也是极为稀薄 而透明的。冥王星公转轨道的偏心率，以及轨道面对于黄道面的倾角比其它 行星都要大（偏心率为 0.25，倾角为 17°）。公转周期约为 248 年。冥王星 的自转轴与公转轴的交角大于 60°，因而与天王星相似，也是侧向自转的， 自转周期为 6.3867 天。1978 年 7 月 7 日，美国的克里斯蒂发现了冥王星的
一颗卫星，暂定名为 1978P1，又叫卡戎（是希腊神话中载亡灵渡过冥河的艄
公的名字）。冥王星的卫星绕冥王星运转的周期与冥王星的自转周期是相同 的，因此它是一颗同步卫星。
　　152 小行星 分布在火星、木星轨道之间，沿椭圆轨道绕太阳运行的小 天体。小行星的一个特点是质量小。已发现的小行星总质量大约只有地球质 量的三千分之一。目前已有编号，已确定轨道的小行星约近 2000 颗。大多数 行星公转周期 3.5—6 年。小行星中，灶神星距地球较近，可用肉眼看见。谷 神星是体积最大（直径 760 公里）的一颗小行星。爱神星的位置运转到和地 球最近时，距离约为 2240 万公里，天文工作者曾利用它来精密测定天文单 位。伊卡鲁斯星是目前所知距太阳最接近的小行星，和地球最近时有 700 公 里。有的小行星成群出现。
　　153 九星连珠 太阳系中的九大行星，先后运动到太阳的同一侧。如果 站在太阳上观测，将会看到九大行星聚会在 180°角的区域内，并且在各自
　　
的区域内，角度逐渐缩小到一定的程度。如 1982 年 3 月 10 日角度缩小到 96
°。九大行星一个挨一个，好象一串珍珠挂在天边，人们称这种现象为九星 连珠。九大行星大约每隔 179 年会聚一次，最近的一次是一九八二年三月十 日及五月中旬发生的聚会。在此以前，在一八○三年也发生过。下一次聚会 距这一次间隔时间很长，大约是公元 2357 年。九星连珠出现时，便于我们观 察比较这些行星的亮度、颜色，运动情况及特征，以提高对其本质的认识。
　　154 开普勒三定律 是德国天文学家开普勒发现、并总结出的行星运动 所遵循的定律。第一定律：行星运动轨道是椭圆的，太阳位在椭圆的一个焦 点上。第二定律：在相等的时间内，行星和太阳联线所扫过的面积相等。第 三定律：任何两个行星公转周期的平方，同轨道半长径立方成正比。开普勒 定律不仅为天体力学的运动、周期和轨道方面，以及研究天体之间的关系上 打下基础，并为牛顿万有引力定律的提出打下了基础。
　　155 卫星 围绕行星运转的天体。本身不发光，靠反射太阳的光辉而发 亮。除月球外，其它卫星的反射光都很微弱，一般肉眼难以看到。目前太阳 系中，除水星和金星未发现卫星外，其它均有卫星。地球有 1 颗卫星，火星
有 2 颗，木星有 16 颗，土星最多、有 21—23 颗，天王星有 5 颗，海王星有
2 颗，冥王星有一颗，共计 50 颗。卫星除有编号外，大多还用西方神话人物 命名。卫星的体积和质量相差较大，运动特征也不尽相同。一般把运行轨道 具有共面性、同向性、近圆性特征，距离分布符合提丢斯-波得定则（即从离
太阳由近及远计算，对应于第 n 个行星，其同太阳的距离 an=0.4+0.3×2n-2
“天文单位”的，称之为规则卫星；不符合以上特征的，称之为不规则卫星。 卫星绕行星运转的方向与行星绕日运转的方向一致的，称为顺行卫星（其轨 道面和行星轨道面的交角小于 90°）；反之，则称为逆行卫星。卫星也自转。 卫星自转周期与其绕转的行星转动周期相同的，属同步卫星（如：木卫一至 木卫四，火卫一和火卫二，海卫一等）。除天然卫星外，目前还有人造卫星。
156 月球 古称“太阴”。是地球唯一的天然卫星。与地球平均距离
384400 公里。本身不发光，但反射太阳光。月球直径 3476 公里，为地球的
1/4，质量为地球的 1/81，体积为体积 1/49，密度为水的 3.3 倍（比地球小）， 重力为地球的 1/6。月球的自转周期和绕地球公转周期一样，都是 27.3 日。 所以，月球总是以正面对着地球，而背面永远不能被人直接看到。月球表面 没有大气层，没有水，也没有各种天气的变化，月面上昼夜温差很大，白天 温度可达 127°，夜晚可达-183°。月球正面的明亮部分，是月面上的山脉、 高原；黑暗部分是广阔的平原和低地，曾被人误认为海，取名为“风暴洋”、 “静海”、“雨海”等。另外，月球表面还有大大小小的环形坑穴——环形
山。
　　157 环形山 月球等星体表面上最突出的一种地形结构。四周高如山， 成环状，中间坑穴的平地上也常有小山。月球正面直径大于 1 公里的环形山
有 33000 多个。这些环形山中最大的克拉维环形山直径为 236 公里左右。环 形山大多是宇宙物体冲击月面，或是月球上的火山活动造成的。
　　158 月面辐射纹 从月球上一些环形山向四周辐射出的长而宽的条 纹。这些辐射纹在越过山系和环形山时，它们的方向和宽度不发生改变。辐 射纹可能是古代环形山发生大规模爆发的残迹。爆发时喷射出的物质落到月 面成粉末状的东西，受到阳光照射而形成光亮的条纹。以第谷和哥白尼两座 环形山延伸出去的辐射纹最为明显，长约 3000 公里以上。
　　
　　159 月“海” 天文学中的“海”与地球上的海概念不同，月球上的“海” 是指月球表面比较平坦的部分。月“海”中没有水。它在月面上由于颜色较 暗，因此被人们误认为是海洋。这些“海”被人们取名为“风暴洋”、“雨 海”、“静海”等。月“海”是月球早期火山爆发，喷出大量岩浆所形成的 熔岩平原。
　　160 月岩 月球表面或其下部散布着粗糙的岩石，称为月岩。月岩绝大 多数属于火成岩类，是由月球内部熔浆冷凝后形成的。“阿波罗”11 号登月 所采岩样经过分析，发现在月岩中有近 60 种矿物，其中有 6 种矿物在地球上 还没有发现过。月岩中含有地球上存在的全部化学元素，并有多种有机物。 根据月岩测定，月球的年龄同地球一样，也是约 46 亿年。
　　161 白道 月球绕地球公转的轨道在天球上的投影叫白道。它是天球上 的一个大圆。也是月球中心在天球上运行的视轨道。白道与黄道之间的交角 叫做黄白交角，平均值约为 5°9′。因此，我们见到月球总是在黄道附近的 星座中徘徊。正因为有黄白交角的存在，所以并不是每个望日都会发生月食， 而只有当月球运行到黄白交点附近时，才可能发生月食。
162 黄白交角 见“白道”。
　　163 月相 月球圆缺（盈亏）的各种形状叫做月相。月相产生的原因主 要有两个：一是月球本身不发光，而是反射太阳的光；二是月球在绕地球公 转的同时，还随地球绕日运转，日、地、月三者的相对位置不断变化。因此， 在地球上所见到的月球明亮部分的形状也在不断地变化，从而产生了不同的 月相。月相随月球与太阳之间的黄经差为 0°、90°、180°、270°而相应 变化出现新月（朔）、上弦、满月（望）、下弦等周期性的更迭现象，月相 更迭的平均周期为 29.53 日，即一个朔望月。我国农历日期基本符合月相变
化。
　　164 朔 月球与太阳相合时，即两者黄经差为 0°时称之为朔。朔时出 现的月相为新月。在我国农历中，朔为每月的初一。
165 新月 月球与太阳相合时，即两者黄经差为 0°时的月相。此时，
月球位于地球和太阳之间，大体成为一条直线，月球暗黑的一面正对地球。 故在地球上看，月球的圆面全部呈暗黑，肉眼难以观察到。农历每月初一， 新月大体上与太阳同升、同没。
166 蛾眉月 农历每月初三、初四，月球的圆面只有一小部分是明亮的，
形状呈蛾眉状，称之为蛾眉月。黄昏时出现在西方天空，此时月球的明亮部 分朝向西方。
　　167 上弦月 月球与太阳呈上方照时，即月球与太阳的黄经差为 90°时 的月相。在地球上看，月球的光亮部分和黑暗部分大致相等，其分界线大体 成一直线，呈弓弦状，故名。农历每月初八、初九日出现。一般于中午东升， 黄昏时位于中天，夜半西斜。上弦月时，月球的明亮部分朝向西方。
　　168 凸月 满月前后的月相。月球圆面上绝大部分是明亮的，故称凸月。 满月以前（即农历每月十二、十三日）的凸月称为“渐盈凸月”，明亮部分 朝向西方。一般在日没以前东升，次日日出以前西没；满月以后（即农历每 月十七、十八日）的凸月称为“渐亏凸月”，明亮部分朝向东方。一般在日 没以后东升，次日日出以后西没。凸月主要出现在夜间，它的明亮部分愈大， 出现在夜间的时间也愈长。
169 望 月球与太阳相冲时，即两者黄经差为 180°时称为望。望时出